Największy satelita w układzie Jowisza i ogólnie w Układzie Słonecznym został nazwany na cześć Ganimedesa, syna króla trojańskiego, uprowadzonego przez Zeusa na Olimp, gdzie zaczął rozdawać bogom nektar.

Promień satelity wynosi 2631 km. Ma większą średnicę niż Merkury. Jednak średnia gęstość Ganimedes tylko ρ \u003d 1,93 g / cm 3: na satelicie jest dużo lodu. Wiele wielokrotności fosa, pokrywająca obszary o ciemnobrązowym kolorze, świadczy o starożytnościto około 3-4 miliardy lat, czyli wiek tej powierzchni. Młodsze sekcje pokryte systemami równoległych bruzd powstałych przez lżejszy materiał w procesie rozciągania skorupy lodowej. Głębokość tych bruzd wynosi kilkaset metrów, szerokość kilkudziesięciu kilometrów, a długość może sięgać do kilku tysięcy kilometrów. Niektóre kratery Ganimedesa mają nie tylko systemy promieni świetlnych (podobne do księżyca), ale czasami ciemne.

Zewnętrznie, według fotografii, Ganimedes przypomina Księżyc, ale jest od niego znacznie większy. 40% powierzchni Ganimedesa to starożytna, gruba skorupa lodowa pokryta kraterami. 3,5 miliarda lat temu pojawiły się na nim dziwne obszary pokryte bruzdami. Ogromne kratery uderzeniowe na powierzchni Ganimedesa powstały w epoce powstawania satelitów i planet. Młode kratery mają jasne dno i odsłaniają lodową powierzchnię. Skorupa Ganimedesa składa się z mieszaniny lodu i ciemnych skał.

Wewnętrzna struktura Ganimedesa jest przypuszczalnie następująca. W centrum satelity znajduje się albo rdzeń ze stopionego żelaza, albo rdzeń z metalu i siarki otoczony płaszczem skał. Następnie nadchodzi gruba warstwa lodu o grubości około 900 km. i ma już skorupę satelitarną. Pomiędzy płaszczem a skorupą może występować woda w stanie ciekłym pod wysokim ciśnieniem, przy czym ciśnienie pozwala wodzie o bardzo niskiej temperaturze znajdować się w fazie ciekłej.

Porównanie powierzchni Ganimedesa (po lewej) i Europy (po prawej). NASA

Księżyc Jowisza Ganimedes został odkryty przez Galileusza 7 stycznia 1610 roku za pomocą swojego pierwszego teleskopu. Tego dnia Galileusz zobaczył w pobliżu Jowisza 3 „gwiazdy”: Ganimedesa, Kallisto i „gwiazdę”, która później okazała się dwoma satelitami - Europą i Io (dopiero następnej nocy odległość kątowa między nimi wzrosła na tyle, że można było przeprowadzić osobną obserwację) . 15 stycznia Galileusz doszedł do wniosku, że wszystkie te obiekty to tak naprawdę ciała niebieskie poruszające się po orbicie wokół Jowisza. Galileusz nazwał cztery odkryte satelity „planetami Medyceuszy” i przypisał im numery seryjne.
Francuski astronom Nicolas-Claude Fabry de Peyresque zaproponował nadanie satelitom odrębnych nazw na cześć czterech członków rodziny Medyceuszy, ale jego propozycja nie została przyjęta. Do odkrycia satelity dowodził także niemiecki astronom Simon Marius, który obserwował Ganimedesa w 1609 r., lecz nie opublikował na czas danych na ten temat. Mariusz próbował nadać księżycom nazwy „Saturn Jowisza”, „Jowisz Jowisza” (był to Ganimedes), „Wenus Jowisza” i „Merkury Jowisza”, co również nie przyjęło się. W 1614 roku, w ślad za Johannesem Keplerem, zaproponował dla nich nowe nazwy, posługując się imionami bliskich współpracowników Zeusa.
Jednak nazwa „Ganymede”, podobnie jak nazwy zaproponowane przez Mariusza dla innych satelitów galilejskich, była praktycznie używana dopiero w połowie XX wieku, kiedy stała się powszechna. W znacznie wcześniejszej literaturze astronomicznej Ganimedes jest określany (w systemie wprowadzonym przez Galileusza) jako Jowisz III, czyli „trzeci księżyc Jowisza”. Po odkryciu satelitów Saturna dla satelitów Jowisza zaczęto stosować system oznaczeń oparty na propozycjach Keplera i Mariusa.
Obecnie wiadomo, że Ganimedes jest największym księżycem w układzie Jowisza, a także największym księżycem w Układzie Słonecznym. Jego średnica wynosi 5262 km, co przekracza wielkość planety Merkury o 8%. Jego masa wynosi 1,482 * 10 23 kg - ponad trzykrotność masy Europy i dwukrotność masy Księżyca, ale stanowi to tylko 45% masy Merkurego. Średnia gęstość Ganimedesa jest mniejsza niż Io i Europy - 1,94 g / cm 3 (tylko dwukrotnie większa niż woda), co wskazuje na zwiększoną zawartość lodu w tym ciele niebieskim. Według obliczeń lód wodny stanowi co najmniej 50% całkowitej masy satelity.

SC „GALILEO”: GANIMED

CHARAKTERYSTYKA GANIMEDA
Inne nazwy	Jowisz III
Otwarcie
Odkrywca	Galileo Galilei
Data otwarcia	7 stycznia 1610
Charakterystyka orbity
Peryovium	1 069 200 km
Apoyovy	1 071 600 km
Średni promień orbity	1 070 400 km
Ekscentryczność orbity	0,0013
okres gwiazdowy	7.15455296 d
Prędkość orbitalna	10,880 km/s
Nastrój	0,20° (do równika Jowisza)
Charakterystyka fizyczna
Średni promień	2634,1 +/- 0,3 km (0,413 Ziemia)
Powierzchnia	87,0 mln km 2 (0,171 Ziemi)
Tom	7,6 * 10 10 km 3 (0,0704 Ziemia)
Waga	1,4819 * 10 23 kg (0,025 ziemi)
Średnia gęstość	1,936 g/cm3
Przyspieszenie swobodnego spadania na równiku	1,428 m/s 2 (0,146 g)
Druga prędkość kosmiczna	2,741 km/s
Okres rotacji	zsynchronizowany (zwrócony z jednej strony do Jowisza)
Pochylenie osi	0-0,33°
Albedo	0,43 +/- 0,02
Pozorna wielkość	4,61 (w opozycji) / 4,38 (w 1951 r.)
Temperatura
powierzchowny	min. 70 tys. / średnio 110 tys. / maks. 152 tys
Atmosfera
Ciśnienie atmosferyczne	namierzać
Mieszanina:	tlen
CHARAKTERYSTYKA GANIMEDA

Ganimedes znajduje się w odległości 1 070 400 kilometrów od Jowisza, co czyni go trzecim najdalszym satelitą Galileusza. Jedno okrążenie Jowisza zajmuje siedem dni i trzy godziny (7,155 ziemskich dni). Podobnie jak większość znanych księżyców, obrót Ganimedesa jest zsynchronizowany z obrotem Jowisza i zawsze jest zwrócony w tę samą stronę, w stronę planety. Jej orbita ma niewielkie nachylenie w stosunku do równika Jowisza i mimośród, który zmienia się quasi-okresowo z powodu świeckich zakłóceń ze strony Słońca i planet. Mimośrodowość zmienia się w zakresie 0,0009-0,0022, a nachylenie - w zakresie 0,05°-0,32°. Te oscylacje orbity powodują, że nachylenie osi obrotu (kąt między tą osią a prostopadłą do płaszczyzny orbity) zmienia się od 0 do 0,33°.
W wyniku takiej orbity w wnętrznościach ciała niebieskiego uwalnia się znacznie mniej energii cieplnej niż w Io i Europie, które są bliżej Jowisza, co prowadzi do wyjątkowo nieznacznej aktywności w skorupie lodowej Ganimedesa. Lecąc po orbicie, Ganimedes uczestniczy również w rezonansie orbitalnym 1:2:4 z Europą i Io.

Rezonans orbitalny występuje, gdy siły uniemożliwiają zablokowanie obiektu na stabilnej orbicie. Europa i Io po dziś dzień regularnie rezonują ze swoimi orbitami i wydaje się, że coś podobnego przydarzyło się Ganimedesowi w przeszłości. Obecnie Europa potrzebuje dwa razy więcej czasu na okrążenie Jowisza, podczas gdy Ganimedesowi zajmuje to cztery razy więcej czasu.
Maksymalna zbieżność Io i Europy występuje, gdy Io znajduje się w perycentrum, a Europa w apocentrum. Europa zbliża się do Ganimedesa, będąc w jego perycentrum. Zatem ustawienie wszystkich trzech satelitów w jednej linii jest niemożliwe. Rezonans ten nazywany jest rezonansem Laplace'a.
Współczesny rezonans Laplace'a nie jest w stanie zwiększyć mimośrodu orbity Ganimedesa. Obecna wartość mimośrodu wynosi około 0,0013, co może wynikać z jego wzrostu na skutek rezonansu w minionych epokach. Jeśli jednak obecnie nie rośnie, pojawia się pytanie, dlaczego nie zresetował się do zera z powodu rozpraszania energii pływów w głębinach Ganimedesa. Być może ostatni wzrost ekscentryczności nastąpił niedawno - kilkaset milionów lat temu. Ponieważ ekscentryczność orbity Ganimedesa jest stosunkowo mała, nagrzewanie tego satelity przez pływy jest obecnie znikome. Jednak w przeszłości Ganimedes mógł raz lub więcej razy przejść rezonans podobny do Laplace'a, co było w stanie zwiększyć ekscentryczność orbity do wartości 0,01-0,02. Prawdopodobnie spowodowało to znaczne nagrzanie wnętrza Ganimedesa przez pływy, co mogło spowodować, że aktywność tektoniczna utworzyła nierówny krajobraz.
Istnieją dwie hipotezy dotyczące pochodzenia rezonansu Laplace'a dla Io, Europy i Ganimedesa: że istniał on od czasu pojawienia się Układu Słonecznego lub że pojawił się później. W drugim przypadku prawdopodobny jest następujący rozwój wydarzeń: Io podniósł pływy na Jowiszu, co doprowadziło do tego, że oddalała się od niego, aż weszła w rezonans 2:1 z Europą; potem promień orbity Io nadal rósł, ale część momentu pędu została przeniesiona na Europę, a także oddaliła się od Jowisza; proces trwał aż do chwili, gdy Europa weszła w rezonans 2:1 z Ganimedesem. Ostatecznie promienie orbit tych trzech satelitów osiągnęły wartości odpowiadające rezonansowi Laplace'a.

Współczesny model Ganimedesa sugeruje, że płaszcz krzemianowo-lodowy rozciąga się pod skorupą lodową aż do małego metalowego rdzenia o średnicy około 0,2 promienia Ganimedesa. Według sondy Galileo, w wnętrznościach Ganimedesa, pomiędzy warstwami lodu, może znajdować się ogromny ocean ciekłej wody. Wniosek o istnieniu żelaznego rdzenia wysunięto na podstawie odkrycia magnetosfery Ganimedesa przez sprzęt Galileo w latach 1996-1997. Okazało się, że własne dipolowe pole magnetyczne satelity ma siłę około 750 nT, która przekracza siłę pola magnetycznego Merkurego. Zatem po Ziemi i Merkurym Ganimedes jest trzecim ciałem stałym w Układzie Słonecznym, które ma własne pole magnetyczne. Mała magnetosfera Ganimedesa zawarta jest w znacznie większej magnetosferze Jowisza i tylko nieznacznie odkształca jej linie pola.
Na powierzchni Ganimedesa obserwuje się dwa rodzaje krajobrazu. Jedną trzecią powierzchni Księżyca zajmują ciemne obszary usiane kraterami uderzeniowymi. Ich wiek sięga czterech miliardów lat. Pozostałą część obszaru zajmują młodsze, jasne obszary pokryte bruzdami i grzbietami. Przyczyny złożonej geologii jasnych obszarów nie są w pełni poznane. Prawdopodobnie jest to związane z aktywnością tektoniczną spowodowaną ogrzewaniem pływowym.
Na brązowej powierzchni znajduje się duża liczba lekkich kraterów uderzeniowych otoczonych aureolami promieni świetlnych materiału wyrzucanych podczas uderzeń. Dwa duże ciemne obszary na powierzchni Ganimedesa nazwano Galileo i Simon Marius (na cześć badaczy, którzy niezależnie i niemal jednocześnie odkryli galileuszowe satelity Jowisza). Wiek powierzchni ciał niebieskich wyznacza liczba kraterów uderzeniowych, które intensywnie powstały w Układzie Słonecznym 2...3 miliardy lat temu. Bezwzględna skala wieku opiera się na Księżycu, gdzie datowano bezpośrednio (na podstawie wyników badań radioizotopowych próbek gleby sprowadzonych na Ziemię z obszarów lawy). Sądząc po liczbie kraterów po meteorytach, najstarsze części powierzchni Ganimedesa mają 3-4 miliardy lat.
Na jaśniejszej powierzchni lodu Ganimedesa obserwuje się rzędy licznych nierównoległych bruzd i grzbietów, nieco przypominających powierzchnię Europy. Głębokość lekkich bruzd wynosi kilkaset metrów, szerokość kilkudziesięciu kilometrów, a długość sięga tysięcy kilometrów. Na niektórych stosunkowo młodych lokalnych obszarach powierzchni obserwuje się bruzdy. Najwyraźniej bruzdy powstały w wyniku rozciągania skorupy. Cechy niektórych części powierzchni przypominają ślady rotacji jej dużych bloków, podobnie jak procesy tektoniczne na Ziemi.

Ziemskie nazwy geograficzne służą do określenia formacji na Ganimedesie, a także imion postaci ze starożytnego greckiego mitu o Ganimedesie oraz postaci z mitów starożytnego Wschodu.
Analiza cech starożytnej powierzchni Ganimedesa, która przetrwała do dziś, pozwala przypuszczać, że w początkowej fazie swojego istnienia młody Jowisz wypromieniował w otaczającą przestrzeń znacznie więcej energii niż obecnie. Promieniowanie Jowisza może doprowadzić do częściowego stopienia lodu powierzchniowego na znajdujących się w pobliżu satelitach, w tym na Ganimedesie. Morfologię niektórych fragmentów skorupy satelity można interpretować jako ślady topnienia. Takie ciemne obszary (osobliwe morza) najwyraźniej powstają w wyniku erupcji wodnych.
Satelita ma cienką atmosferę, która zawiera takie alotropowe modyfikacje tlenu, jak O (tlen atomowy), O 2 (tlen) i prawdopodobnie O 3 (ozon). Ilość wodoru atomowego (H) w atmosferze jest znikoma. Nie jest jasne, czy Ganimedes ma jonosferę.
Pierwszym statkiem kosmicznym, który zbadał Ganimedesa, był Pioneer 10 w 1973 roku. Znacznie bardziej szczegółowe badania przeprowadziła sonda Voyager w 1979 roku. Sonda Galileo, która od 1995 roku bada układ Jowisza, odkryła podziemny ocean i pole magnetyczne Ganimedesa.

Ewolucja Ganimedesa

Ganimedes prawdopodobnie powstał z dysku akrecyjnego lub mgławicy gazowo-pyłowej, która otaczała Jowisza jakiś czas po jego powstaniu. Powstawanie Ganimedesa trwało prawdopodobnie około 10 000 lat (o rząd wielkości mniej niż szacunki dla Kallisto). Mgławica Jowisza prawdopodobnie zawierała stosunkowo mało gazu, gdy powstawały księżyce galileuszowe, co może wyjaśniać bardzo powolne powstawanie Kallisto. Ganimedes powstał bliżej Jowisza, gdzie mgławica była gęstsza, co wyjaśnia jego szybsze powstawanie. To z kolei doprowadziło do tego, że ciepło uwolnione podczas akrecji nie miało czasu na rozproszenie. Mogło to spowodować stopienie się lodu i oddzielenie się od niego skał. Kamienie osiadły w środku satelity, tworząc rdzeń. W przeciwieństwie do Ganimedesa, podczas formowania się Kallisto ciepło miało czas zostać usunięte, lód w jego głębinach nie stopił się i nie nastąpiło różnicowanie. Hipoteza ta wyjaśnia, dlaczego dwa księżyce Jowisza są tak różne, pomimo podobieństwa masy i składu. Alternatywne teorie przypisują wyższą temperaturę wewnętrzną Ganimedesa ogrzewaniu pływowemu lub intensywniejszemu narażeniu na późniejsze ciężkie bombardowania.
Jądro Ganimedesa po utworzeniu zatrzymało większość ciepła zgromadzonego podczas akrecji i różnicowania. Powoli oddaje to ciepło do lodowego płaszcza, działając jako rodzaj akumulatora ciepła. Płaszcz z kolei przenosi to ciepło na powierzchnię w drodze konwekcji. Rozpad pierwiastków promieniotwórczych w rdzeniu nadal go nagrzewał, powodując dalsze zróżnicowanie: utworzył się wewnętrzny rdzeń z żelaza i siarczku żelaza oraz płaszcz krzemianowy. W ten sposób Ganimedes stał się w pełni zróżnicowanym ciałem. Dla porównania, radioaktywne ogrzewanie niezróżnicowanej Kallisto spowodowało jedynie konwekcję w jej lodowym wnętrzu, co skutecznie je ochłodziło i zapobiegło topnieniu lodu na dużą skalę i szybkiemu różnicowaniu. Proces konwekcji na Kallisto spowodował jedynie częściowe oddzielenie skał od lodu. Obecnie Ganimedes nadal powoli się ochładza. Ciepło pochodzące z rdzenia i płaszcza krzemianowego umożliwia istnienie podziemnego oceanu, a powolne chłodzenie ciekłego rdzenia Fe i FeS powoduje konwekcję i podtrzymuje wytwarzanie pola magnetycznego. Obecny strumień ciepła z wnętrzności Ganimedesa jest prawdopodobnie większy niż Kalisto.

Charakterystyka fizyczna

Średnia gęstość Ganimedesa wynosi 1,936 g/cm3. Prawdopodobnie składa się z równych części skały i wody (w większości zamarzniętej). Udział masowy lodu mieści się w przedziale 46-50%, czyli jest nieco niższy niż w przypadku Callisto. W lodzie mogą znajdować się niektóre lotne gazy, takie jak amoniak. Dokładny skład skał Ganimedesa nie jest znany, ale prawdopodobnie jest zbliżony do składu zwykłych chondrytów z grup L i LL, które różnią się od chondrytów H niższą zawartością żelaza całkowitego, niższą zawartością żelaza metalicznego i nie tylko tlenek żelaza. Stosunek mas żelaza i krzemu na Ganimedesie wynosi 1,05-1,27 (dla porównania na Słońcu jest to 1,8).
Albedo powierzchni Ganimedesa wynosi około 43%. Lód wodny występuje niemal na całej powierzchni, a jego udział masowy waha się w granicach 50-90%, czyli jest znacznie wyższy niż na całym Ganimedesie. Spektroskopia w bliskiej podczerwieni wykazała obecność rozległych pasm absorpcji lodu wodnego przy długościach fal 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 i 3,0 µm. Jasne obszary są mniej równe i zawierają więcej lodu niż obszary ciemne. Analiza wysokiej rozdzielczości widm ultrafioletowych i bliskiej podczerwieni uzyskanych przez sondę Galileo i instrumenty naziemne wykazała obecność innych substancji: dwutlenku węgla, dwutlenku siarki i ewentualnie cyjanku, kwasu siarkowego i różnych związków organicznych. Zgodnie z wynikami misji Galileo zakłada się obecność na powierzchni określonej ilości tolinów. Wyniki Galileo wykazały także obecność siarczanu magnezu (MgSO 4 ) i prawdopodobnie siarczanu sodu (Na 2 SO 4 ) na powierzchni Ganimedesa. Sole te mogły powstać w podziemnym oceanie.
Powierzchnia Ganimedesa jest asymetryczna. Półkula wiodąca (zwrócona w kierunku orbity satelity) jest lżejsza od napędzanej. W Europie sytuacja jest taka sama, ale na Callisto jest odwrotnie. Wydaje się, że tylna półkula Ganimedesa zawiera więcej dwutlenku siarki. Ilość dwutlenku węgla jest taka sama na obu półkulach, ale nie jest ona w pobliżu biegunów. Kratery uderzeniowe na Ganimedesie (z wyjątkiem jednego) nie wykazują wzbogacenia w dwutlenek węgla, co również odróżnia tego satelitę od Kallisto. Podziemne zasoby dwutlenku węgla na Ganimedesie prawdopodobnie wyczerpały się w przeszłości.

Struktura wewnętrzna
Prawdopodobnie Ganimedes składa się z trzech warstw: rdzenia ze stopionego żelaza lub siarczku żelaza, płaszcza krzemianowego i zewnętrznej warstwy lodu o grubości 900–950 kilometrów. Model ten potwierdza mały moment bezwładności, który zmierzono podczas przelotu Ganimedesa „Galileo” - (0,3105 +/- 0,0028) * mr 2 (moment bezwładności jednorodnej kuli wynosi 0,4 * mr 2). Ganimedes ma najniższy współczynnik w tym wzorze spośród ciał stałych Układu Słonecznego. Istnienie stopionego, bogatego w żelazo rdzenia stanowi naturalne wyjaśnienie pola magnetycznego Ganimedesa, które odkrył Galileusz. Konwekcja w roztopionym żelazie, które ma wysoką przewodność elektryczną, jest najbardziej rozsądnym wyjaśnieniem pochodzenia pola magnetycznego.
Dokładna grubość poszczególnych warstw wnętrzności Ganimedesa zależy od przyjętej wartości składu krzemianów (proporcje oliwinu i piroksenów), a także od ilości siarki w rdzeniu. Najbardziej prawdopodobna wartość promienia rdzenia wynosi 700-900 km, a grubość zewnętrznego płaszcza lodowego 800-1000 km. Pozostała część promienia przypada na płaszcz krzemianowy. Gęstość rdzenia wynosi przypuszczalnie 5,5-6 g/cm 3 , a płaszcza krzemianowego 3,4-3,6 g/cm 3 . Niektóre modele wytwarzania pola magnetycznego Ganimedesa wymagają stałego rdzenia z czystego żelaza wewnątrz ciekłego rdzenia z Fe i FeS, który jest podobny do struktury jądra Ziemi. Promień tego rdzenia może sięgać 500 kilometrów. Temperatura w jądrze Ganimedesa podobno wynosi 1500-1700 K, a ciśnienie dochodzi do 10 GPa.

Badania pola magnetycznego Ganimedesa wskazują, że pod jego powierzchnią może znajdować się ocean ciekłej wody.

Dowody na istnienie oceanu na Ganimedesie Diagram przedstawia parę pasów zorz polarnych na księżycu Jowisza, Ganimedesie. Ich przemieszczenie/ruch daje wyobrażenie o wewnętrznej strukturze Ganimedesa. Ganimedes ma pole magnetyczne wytwarzane przez żelazny rdzeń. Ponieważ satelita znajduje się blisko Jowisza, jest całkowicie objęty polem magnetycznym gigantycznej planety. Pod wpływem pola magnetycznego Jowisza pasy zorzy polarnej na Ganimedesie przesuwają się. Wahania są mniej wyraźne, jeśli pod powierzchnią znajduje się ciekły ocean. Liczne obserwacje potwierdziły istnienie dużej ilości słonej wody pod lodową skorupą Ganimedesa, co wpływa na jego pole magnetyczne.

Teleskop Kosmiczny. Hubble obserwując pasy zorzy polarnej na Ganimedesie w świetle ultrafioletowym potwierdził istnienie oceanu na Ganimedesie. Położenie pasów zależy od pola magnetycznego Ganimedesa, a ich przemieszczenie wynika z interakcji z ogromną magnetosferą Jowisza.

SC „GALILEO”: GANIMED

Modelowanie numeryczne wnętrza satelity wykonane w 2014 roku przez Jet Propulsion Laboratory NASA wykazało, że ocean ten jest prawdopodobnie wielowarstwowy: warstwy cieczy przedzielone są warstwami lodu różnego typu (lód I, III, V, VI). Liczba ciekłych międzywarstw prawdopodobnie sięga 4; ich zasolenie wzrasta wraz z głębokością.

Model kanapkowy struktury Ganimedesa (2014) Poprzednie modele budowy Ganimedesa pokazywały ocean umieszczony pomiędzy górną i dolną warstwą lodu. Nowy model oparty na eksperymentach laboratoryjnych symulujących słone morza i ciecze pokazuje, że oceany i lód Ganimedesa mogą tworzyć wiele warstw. Lód w tych warstwach zależy od ciśnienia. To. „Lód I” to najmniej gęsta forma lodu, którą można porównać do mieszanki lodowej zawartej w schłodzonych napojach. Wraz ze wzrostem ciśnienia cząsteczki lodu zbliżają się do siebie, a co za tym idzie, wzrasta gęstość. Oceany Ganimedesa osiągają odpowiednio głębokość 800 km i doświadczają znacznie większego ciśnienia niż na Ziemi. Najgłębsza i najgęstsza warstwa lodu nazywa się „Lodem VI”. W obecności wystarczającej ilości soli ciecz może być na tyle gęsta, że ​​opadnie na samo dno, a nawet poniżej poziomu „Lodu VI”. Co więcej, model pokazuje, że w najwyższej warstwie cieczy mogą zachodzić dość dziwne zjawiska. Ciecz schładzająca się z górnej warstwy lodu (skorupy) opada w postaci zimnych prądów, które tworzą warstwę „Lodu III”. W tym przypadku, po ochłodzeniu, sól wytrąca się, a następnie opada, natomiast na poziomie „Ice III” tworzy się zawiesina lodowo-śnieżna. Według innej grupy naukowców taka struktura Ganimedesa nie może być stabilna, ale równie dobrze mogła poprzedzać model jednym ogromnym oceanem.

SC „GALILEO”: GANIMED

Ganimedes to największy księżyc Jowisza i największy księżyc w Układzie Słonecznym. Została odkryta przez Galileusza w 1610 roku i nazwana na cześć Szymona Mariusza, kochanka boga Jowisza. Ganimedes był pierwszym odkrytym satelitą po Księżycu.

Średnica Ganimedesa wynosi 5280 km i jest większa niż średnica Merkurego. Obraca się w odległości nieco ponad 1 miliona km od Jowisza i jest siódmym z 16 satelitów planety. Ganimedes jest wystarczająco duży, aby wygenerować własne pole magnetyczne, co jest bardzo nietypowe w przypadku satelitów.

Ganimedes jest zawsze zwrócony w stronę Jowisza, tą samą stroną. Jest to dość powszechne zjawisko zwane synchronicznością. Innym uderzającym przykładem synchronicznej relacji między planetą a satelitą jest Ziemia i Księżyc. Ganimedes obraca się w tym samym kierunku co Jowisz. Ma prawie kołową orbitę, co oznacza, że ​​jego mimośród (miara odległości satelity od orbity) jest dość mały. Orbita kołowa ma mimośród równy zero. Kąt nachylenia Ganimedesa jest mniejszy niż jego poziom, co oznacza, że ​​satelita obraca się bezpośrednio w płaszczyźnie równika Jowisza.

I chociaż Ganimedes zawsze jest zwrócony w stronę Jowisza, istnieją oznaki, że nie zawsze tak było. Gdyby satelita był zawsze zwrócony w stronę planety tylko jedną stroną, oznaczałoby to, że po jego jednej stronie powinno znajdować się więcej kraterów po meteorytach, jak w przypadku Callisto. Nie jest to jednak charakterystyczne dla Ganimedesa. Kolejnym faktem wskazującym na zmiany w stosunku do strony skorupy lodowej zwróconej w stronę Jowisza jest catena znaleziona z tyłu Ganimedesa. Caten pojawia się z powodu szeregu fragmentów komety, która została zniszczona przez pole magnetyczne Jowisza, ale nie spadła na planetę, ponieważ uderzyła w jej satelitę. Gdyby Ganimedes był zawsze zwrócony w jedną stronę do Jowisza, wówczas catena utworzyłaby się tylko z przodu satelity.

Powierzchnię Ganimedesa pokrywa lód zmieszany z glebą bogatą w węgiel, która odbija duże ilości światła słonecznego. Kiedy lód pod powierzchnią Księżyca nagrzewa się i topi, przedostaje się na powierzchnię. Gleba, która jest gęstsza od wody, jest zanurzona. Po zamarznięciu wody, co prowadzi do powstania jasnej plamy na powierzchni. Woda podgrzewa się w wyniku rozpadu radioaktywnego lub działania pływów. Na Ganimedesa wpływa nie tylko grawitacja Jowisza i Kallisto: satelita ma również rezonans Laplace'a, który wynika z sił księżyców Io i Europy. Za każdym razem, gdy Ganimedes okrąża Jowisza, Europa, satelita znajdujący się wewnątrz Ganimedesa, okrąża planetę dwukrotnie, a Io, znajdujące się wewnątrz Europy, okrąża Jowisza 4 razy. Zatem podczas każdego obrotu trzy satelity ustawiają się w jednej linii, co zwiększa efekt grawitacyjny. Zwiększa to przyciąganie grawitacyjne, a po jego zmniejszeniu orbity nie tylko stają się eliptyczne, ale także uzyskują większe napięcie w samych satelitach. Pływy te wytwarzają ciepło, które topi lód na Ganimedesie, czyniąc go gładszym niż jakakolwiek inna planeta/księżyc.

Ganimedes jest pokryty lodem w 45-55%. Gęstość satelity zależy od lodu i krzemianów węglowych, co wskazuje na mieszaninę tych dwóch materiałów.

Ganimedes ma własne pole magnetyczne, które jest przeciwne do pola magnetycznego Jowisza.. Wyświetla również indukowane pole magnetyczne spowodowane silną rotacją pod polem kątowym Jowisza. Pole indukowane mówi o przewodzącym oceanie głęboko pod powierzchnią lodu. Jeśli w oceanie jest wystarczająca ilość rozpuszczonych minerałów, aby powstał potężny przewodnik, może on wytworzyć własne pole magnetyczne. Ze względu na silne pole magnetyczne Jowisza, Ganimedes ma wiele naładowanych cząstek. Uważa się, że powoduje to powstawanie tlenu cząsteczkowego O2 i ozonu O3, które znaleziono na powierzchni Ganimedesa.

Ponieważ orbita Ganimedesa znajduje się w tej samej płaszczyźnie co Jowisz, sugeruje to, że zarówno planeta, jak i satelita powstały w wyniku tego samego procesu. Jowisz powstał w bardzo gorącym i gęstym regionie. Ganimedes powstał w chłodniejszym regionie, gdzie woda nie wrze, ale zamarza i staje się częścią księżyca.

Księżyc Jowisza Ganimedes jest największym księżycem w Układzie Słonecznym. Satelita Ganimedes większy od Merkurego i Plutona i tylko nieco mniejszy od Marsa. I dużo mniej. Gdyby krążyła wokół Słońca, a nie Jowisza, z łatwością zostałaby sklasyfikowana jako planeta.

Satelita Ganimedes: fakty

Księżyc Ganimedes ma około 4,5 miliarda lat, czyli mniej więcej tyle samo, co Jowisz.

Odległość od Jowisza: Ganimedes to siódmy księżyc i trzeci Galilejczyk od powierzchni Jowisza, krążący w odległości około 665 000 mil (1,070 milionów km).
Rozmiar: średni promień Ganimedesa wynosi 1635 mil (2631,2 km). Ze względu na swój rozmiar można go zobaczyć gołym okiem. Wczesne chińskie zapisy astronomiczne wskazują, że odkrycie księżyca Jowisza było prawdopodobnie pierwszą obserwacją Ganimedesa. Chociaż Ganimedes jest większy od Merkurego, ma tylko połowę swojej masy, co charakteryzuje się niską gęstością.

Temperatura: Średnia temperatura powierzchni w ciągu dnia waha się między 171°F a 297°F, a temperatura w nocy spada do -193°C. Jest mało prawdopodobne, aby jakiekolwiek żywe organizmy zamieszkiwały księżyc Ganimedes.

Wokół Jowisza i jego księżyców przeleciało kilka statków kosmicznych. Pioneer 10 przybył jako pierwszy w 1973 r., a następnie Pioneer 11 w 1974 r. Voyager 1 i Voyager 2 powróciły z niesamowitymi zdjęciami tych światów. Sonda Galileo przeleciała zaledwie 261 km nad powierzchnią księżyców Galileusza i wykonała szczegółowe zdjęcia.
Księżyc Ganimedes ma metaliczne żelazne jądro, po którym znajduje się warstwa skał zwieńczona skorupą lodu, w większości bardzo grubą. Na powierzchni Ganimedesa występuje również wiele nieregularności, którymi mogą być skały.

Powierzchnia Ganimedesa składa się z dwóch rodzajów terenu: w 40% porośniętego licznymi kraterami i w 60% z jasnymi rowkami, które tworzą złożony wzór nadający satelitie charakterystyczny wygląd. Rowki, które prawdopodobnie powstały w wyniku aktywności tektonicznej lub podczas uwalniania się wody spod powierzchni, są tak wysokie, że mają wysokość 600 metrów i rozciągają się na tysiące kilometrów.

Uważa się, że ocean morski znajduje się 200 km pod powierzchnią, w przeciwieństwie do Europy, gdzie duży ocean znajduje się bliżej powierzchni.
Zbliżenie regionu Nicholsona i Arbela Sulcus, co dodatkowo potwierdza różnorodność powierzchni Ganimedesa

Zbliżenie regionu Nicholsona i Arbela Sulcus, które po raz kolejny potwierdza różnorodność powierzchni księżyca Ganimedesa

Na Ganimedesie panuje rzadka atmosfera tlenowa – zbyt rzadka, aby mogło tam istnieć życie. Jest to jedyny satelita w Układzie Słonecznym posiadający magnetosferę. Magnetosfera Ganimedesa jest całkowicie zanurzona w magnetosferze Jowisza.

Satelita Jowisza Ganimedes: historia odkrycia

Satelita Ganimedes Została odkryta 7 stycznia 1610 roku przez Galileusza. Odkryto go wraz z trzema innymi księżycami Jowisza i był to pierwszy przypadek odkrycia satelity krążącego wokół planety innej niż Ziemia. Odkrycie Galileusza ostatecznie doprowadziło do zrozumienia, że ​​to planety krążą wokół Słońca, a nie nasz Układ Słoneczny wokół Ziemi.

Galileusz nazwał ten księżyc Jowiszem III. Jednak w połowie XIX wieku porzucono numeryczny system nazewnictwa, dlatego księżyc został nazwany na cześć Ganimedesa, księcia trojańskiego z mitologii greckiej. Zeus, odpowiednik Jowisza w mitologii rzymskiej, sprowadził Ganimedesa na górę Olimp, który przybrał postać orła i uczynił go podczaszym bogów olimpijskich i jednym z ulubieńców Zeusa.